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A propos des travaux d'Halton Arp

L'interaction inattendue entre NGC 4319 et Mrk 205.

Les redshifts dans les amas de galaxies (IV)

Dans un autre article, Arp[12] utilise le catalogue révisé de Shapley Ames (RSA), le catalogue standard pour identifier les galaxies brillantes des amas. Il liste 17 candidats, mais la réduit pour finir par ne considérer que 8 finalistes, trouvant de nouveau que les compagnons ont un redshift moyen de 174 km/s, supérieur à celui de la galaxie parente s'il s'agit d'une galaxie spirale, ou 112 km/s si la galaxie parente est elliptique. Je ne comprends pas comment il sélectionna ses finalistes parmi les candidats. Tout ceci est bien arbitraire.

Aujourd'hui, les objets recensés par Arp dans le catalogue RSA ont fait l'objet d'un catalogue séparé. Des catalogues de redshifts extragalactiques plus étendus et plus complets ont également été compilés, et plutôt que de passer la plus grande partie de son temps à essayer d'imaginer ce que Arp a fait, Latham a décidé d'analyser les amas de deux d'entre eux, auxquels il collabora[13]. Le Southern Sky Redshift Survey (SSRS2) est raisonnablement complet jusqu'à la magnitude voisine de 15, ou jusqu'à 10000 km/s. Ce catalogue fut analysé avec un algorithme bien défini qui identifia chaque amas en associant à la fois les galaxies telles qu'elles apparaissaient sur le ciel et leur redshift.

Arp 279. Document IPAC/Caltech.

Dans les faits, l'algorithme identifia les amas lorsque l'augmentation de leur densité spatiale atteignit un facteur 20 ou supérieur[14]. Pour chacun des 87 amas identifiés dans cet article, Latham a pris la galaxie dominante comme étant celle présentant le plus grand diamètre (la plupart du temps pour la plupart de ces galaxies, ni la magnitude ni le type morphologie ne sont disponibles). Il calcula ensuite la différence entre le redshift de la galaxie dominante et tous ces compagnons, amas par amas. La différence moyenne pour les 87 amas est de -2 km/s avec une rms de 228. Cette différence est remarquablement proche de zéro, d'autant plus si l'on considère que l'incertitude statistique de cette valeur aurait conduit à une erreur normale de 25 km/s.

Latham a été surpris de constater que les redshifts moyens des compagnons se retrouvaient si près de zéro pour une autre raison. L'algorithme de recherche considère que les intrus sont pris en compte lorsque la limite du catalogue est atteinte, ce qui se produit lorsqu'il a une sérieuse incomplétude. J'attendais dit Latham plus d'intrus au premier plan qu'à l'arrière-plan, et dès lors un biais envers les redshifts élevés.

Le second échantillon analysé fut un ensemble de 156 galaxies binaires identifiées par l'astronome Ed Turner[15] de l'université d'Harvard dans les années 1975. Latham utilisa le catalogue de Zwicky pour identifier les couples de galaxies endéans certaines limites, et toutes les galaxies similaires dans un cercle cinq fois plus grand. Les redshifts de toutes ces galaxies furent prudemment mesurés il y a quelques années. Fondé sur une analyse méticuleuse des plaques photographiques du mont Palomar, la moitié de ses couples ont été éliminés pour de plus amples analyses, parce qu'ils semblaient être les membres les plus brillants d'un groupe ou d'un amas. Dans cette expérience Latham a essayé d'obtenir un échantillon "clean", exempt de couples de galaxies isolés.

Il resta finalement 71 couples de galaxies. Pour définir la galaxie dominante il prit la plus brillante. 35 parmi les différents redshifts étaient négatifs, et 36 positifs.

Aucune de ces analyses ne corrobore l'argument de Arp considérant que les compagnons des galaxies dominantes présentent un redshift excessif. D'un autre côté, aucune de ces analyses n'est semblable à l'exemple de M31, dans lequel la plupart des membres étaient beaucoup plus pâles que la galaxie dominante.

M81 et ses compagnons  

Nom

Mag. abs.

Longitude galactique

Latitude galactique

Theta

cZ

cZ rel.

NGC 4326

IC 2574

NGC 3077

M82

M81

NGC 2976

NGC 2366

NGC 2403

-18.41

    -

-17.2

-18.6

-20.75

-17.51

-16.73

-19.47

127.4

140.3

141.9

141.4

142.1

143.9

146.4

150.6

+47.4

+43.6

+41.7

+40.9

+40.1

+40.9

+28.5

+29.2

12.5

3.1

0.8

0.6

0.0

1.4

13.1

13.8

-7

+38

+7

+247

-36

+13

+98

+131

+29

+74

+43

+283

0

+49

+134

+167

Ici il est plus difficile de déterminer quelles sont les galaxies qui doivent être incluent dans l'amas de la Grande Ourse car de bonnes mesures de distances n'ont été obtenues que pour M81 et NGC 2403, dans lesquels on a observé des étoiles Céphéides. En fait, la distance de M81 fut calculée à partir de 2 Céphéides. Les autres membres ont été choisi en fonction de leur proximité de M81 sur le ciel et de leur redshift relativement faible. Il y a beaucoup d'autres galaxies visuellement proches de M81 mais elles présentent de beaucoup plus grands redshifts, vraisemblablement en raison de leur éloignement, et elles ne sont donc pas physiquement associées à M81.

Les redshifts indiqués ont été extraits du catalogue révisé Shapley Ames. Les effets de projections ont été négligés car ils ne devraient pas être supérieurs à quelques km/s. Les plus grands écarts angulaires sont inférieurs à 15°, et cos 15 = 0.966, aussi l'erreur devrait être inférieure à 3 ou 4% de la différence des redshifts.

Arp 280. Document IPAC traité par l'auteur.

Arp et Sulentic ont utilisé leurs propres redshifts. Pour NGC 4236 ils ont trouvé un redshift héliocentrique de +2, le catalogue RSA indique -7; pour M81 -40 contre -36; pour M82 +240 contre +247; pour NGC 2976 +40 contre +13; pour NGC 3077 +10 contre +7; pour NGC 2976 +40 contre +13; pour NGC 2366 +102 contre +98; pour NGC 2403 +132 contre +131. Nous n'avons aucune raison de suspecter les mesures de redshifts de Arp, et Latham a simplement pris le catalogue standard de référence pour éviter toute controverse.

Le meilleur moyen de se rendre compte des conséquences de ces différentes valeurs est de représenter les galaxies reprises dans le tableau ci-dessus dans les trois dimensions et de comparer leurs positions et leurs vitesses avec les valeurs qu'indique Arp en page 110 de son livre. Bien que tous les membres présentent un redshift comparé à M81, une analyse détaillée de ses données semble confirmer que Arp les a ajuster pour satisfaire son modèle.

Latham conclut que la prétention de Arp de vouloir quantifier les redshifts est un non sens s'il applique son analyse aux membres du Groupe Local, dans lequel il a fait quelques erreurs. Gardons toutefois notre esprit ouvert et jetons un coup d'oeil sur les couples de galaxies.

Il est difficile de faire une bonne analyse du texte repris en page 100 du livre de Arp sans jeter un coup d'oeil sur le travail auquel il fait allusion. Le problème est que Arp est très réticent à donner ses références, et que dès lors il peut s'avérer impossible de trouver les articles qu'il avait à l'esprit.

Si Arp prétend réellement que les étoiles sont intrinsèquement plus faibles dans les galaxies à grands redshifts, alors il reste très peu de place pour entamer une discussion, car nous n'aurons aucun moyen de déterminer la distance de ces galaxies; tous les indicateurs de distances seront biaisés !

Il est temps à présent de se pencher sur les redshifts des galaxies situées au sein des amas compacts.

Les quartets et autres amas compacts

Historiquement, dans les années 1960 Goeffrey et Margaret Burbidge, alors à l'Observatoire McDonald du Texas découvrirent que le cinquième membre du Quintet de Stephan, dont le redshift n'avait pas encore été mesuré, se déplaçait beaucoup plus lentement que ses quatre compagnons : +1073 km/s contre +7014, +6916, +5916 et +6935 km/s. Ces valeurs sont corrigées de la rotation galactique. "Nous devons donc conclure écrivent les Burbidge, soit que NGC 7320 est une galaxie du premier plan, soit que cette galaxie présente une vitesse d'approche relative vis-à-vis des autres galaxies de plus de 5000 km/s"[16].

Les Burbidge tentèrent ensuite d'estimer la probabilité de trouver accidentellement une galaxie proche juste devant un groupe de quatre galaxies éloignées. Utilisant le résultat d'Holmberg concernant la répartition de 60000 galaxies plus brillantes que la magnitude 15.7 sur toute la voûte céleste, ils estimèrent que dans un espace de 2 minutes d'arc autour du Quintet de Stephan, cette chance se produisait 1 fois sur 167. Tenant compte de l'extinction galactique, ils prétendaient que la chance de trouver un tel alignement se produisait 1 fois sur 1000. Peu de temps après cet épisode l'astronome Gaposhkin, écoeurée par l'attitude des scientifiques conservateurs fit remarquer à Latham, "Les femmes et les chiens n'étaient pas autorisés à Palomar".

Mais Latham nous rappelle que l'histoire ne s'arrête pas là. Les Burbidge ont négligé de tenir compte du nombre de quartets aussi brillants que le Quintet de Stephan sur toute la voûte céleste. S'il existe 1000 configurations de ce type, nous devrions nous attendre à ce qu'au moins l'un de ces quartets soit aligné avec la cinquième galaxie du champ. Il n'est donc pas suffisant de dire quelle est la chance de rencontrer un simple alignement, encore faut-il analyser le nombre de quartets candidats pour un tel alignement, et déterminer combien de quintets parmi ceux observés contiennent une galaxie dont le redshift est anormal.

A gauche, le Quintet de Stephan situé près de h Pegasis à ~30' de NGC 7331. Cet amas contenu dans une région de 3.5' de diamètre contient NGC 7319, NGC 7318A, NGC 7318B, NGC7320 et NGC 7317. Il brille entre les magnitudes 11.9 et 13.5. A droite, le Sextet de Seyfert dans Hercule situé près de 44-p Serpens Caput, sous la Couronne Boréale. Cet amas très compact qui ne dépasse 2' de diamètre est composé de NGC 6027 et NGC 6027A-E. Il brille entre les magnitudes 11.7 et 13.7. Ce sont deux sujets extrêmement difficiles à photographier. Documents STSci/Subaru/R.Gendler et NOAO.

Pour sa thèse de recherche de l'Université de Yale, Jim Rose[17] a analysé les amas compacts à partir des plaques du Palomar Observatory Sky Survey (POSS) jusqu'à la magnitude 17.5,  dans un espace équivalent à 10% de la surface du ciel contenant par ailleurs le Quintet de Stephan, le Sextet de Seyfert (Hickson 79) et l'amas Vorontsov-Velyaminov VV 172. 26 candidats on été sélectionnés parmi lesquels il devrait probablement se trouver 6 quartets compacts. Extrapolant ces valeurs sur l'entièreté du ciel, Rose obtint un total de 430 à 550 quartets compacts et prédit qu'il devrait exister 1.5 à 2.0 quintets formés accidentellement par l'alignement d'une galaxie du champ. Il conclut : "Ce chiffre s'accorde parfaitement bien avec le fait que les quintets présentant un redshift anormal ont tous été trouvés suite au relevé minutieux de la zone couverte par les plaques du POSS (environ 67% de la voûte céleste)", et qu'aucune nouvelle physique n'est nécessaire pour expliquer les redshifts anormaux".

Dernier chapitre

Les redshifts dans les amas compacts

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[12] H.Arp, Astrophysics and Space Science, 167, 1990, p183.

[13] L.da Costa, P.Pellegrini, W.Sargent, J.Tonry, M.Davis, A.Meiksin, Latham, J.Menzies et I.Coulson, Astrophysical Journal, 327, 1988, p544.

[14] M.Maia, L.da Costa et Latham, Astrophysical Journal Supplement, 69, 1989, p809.

[15] S.White, J.Huchra, Latham, M.Davies, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 203, 1983.

[16] G.Burbidge et M.Burbidge, Astrophysical Journal, 66, 1961, p541.

[17] J.Rose, Astrophysical Journal, 211, 1977, p323.


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